Nonthermal radiation from the central region of super-accreting active galactic nuclei
高吸积率活动星系核的射电辐射机制尚不清楚。有人认为，低功率喷流可以解释观测到的辐射在亚秒差距尺度。然而，超爱丁顿速率下射流形成的机制还没有很好地理解。在同一尺度下，来自宽线区（BLR）的云在吸积盘发射的风中以超音速传播，可能导致非热辐射的产生。我们的目标是通过风的吸积盘在超吸积活动星系核的云的传播所产生的非热辐射的特征，并估计这种贡献的无线电波段的电磁波谱的相关性。我们确定的条件下，BLR云不被破坏的冲击或流体动力学不稳定性时，沉浸在强大的风的吸积盘。这些云形成弓形激波，是粒子加速的合适场所。我们开发了一个半解析模型来计算这些弓形激波中相对论粒子的分布和相关的辐射光谱能量分布（SED）。对于典型的参数的超吸积活动星系核，我们发现，云风相互作用可以产生非热辐射从无线电高达几十TeV，轻微的吸收效应，如果该过程发生在风光球。如果吸积速率为超爱丁顿，且中心黑洞周围存在亚秒差距尺度的宽线区，则可以解释无喷流活动星系核的射电辐射。吸积率不能太高，这样大部分云的轨道就在风光球层之外，辐射就可以逃逸到观测者那里。
2022-06-21 astro-ph.HE
Circular Polarimetry of Suspect Wind-accreting Magnetic pre-Polars
我们目前的结果，从候选人的分离磁白矮星- M矮双星获得使用北欧光学望远镜，拉帕尔马圆偏振调查。我们获得了相位分辨光谱偏振和成像偏振的七个系统，其中五个显示出清晰的可变圆偏振。数据表明，这些目标具有磁场强度> 80 MG的白矮星。我们的研究表明，回旋辐射可以主导的光学光度在相应的回旋辐射谐波的波长，即使在系统中的白矮星只有风吸积。这意味着伴星的恒星风中有很大一部分被磁性白矮星捕获，减少了前CV中的磁制动。此外，几个分离的，风吸积磁系统的极化确认提供了观测约束的磁CV演化和白矮星磁场产生的模型。我们还发现，白矮星磁场配置在至少两个这些系统似乎是非常复杂的。
2022-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
GRBs luminosity function synthesized from \textit{Swift/BAT}, \textit{Fermi/GBM} and \textit{Konus-Wind} data
我们研究了长伽玛射线暴（LGRB）的光度函数使用的峰值通量从三个LGRB样品与已知的红移：（a）从\textit{Swift/BAT}卫星/仪器的251 LGRB样品;（b）从\textit{Fermi/GBM}望远镜的37 LGRB样品;（c）从\textit{Konus-Wind}仪器的152 GRB样品。对于\textit{Swift/BAT}和\textit{Fermi/GBM}样本，我们使用Swift Burst Analyser网站（\url{http://www.swift.ac.uk/burst_analyser} ; \citep{Evans:2010}）和（\url{http://swift.gsfc.nasa.gov/archive/grb/table/}）以及Fermi网站（\url{https://heasarc.gsfc.nasa.gov/} \url{W3Browse /fermi /fermigbrst.html} ; \citep{{Gruber_2014}, {von_Kienlin_2014}, {Bhat_2016}}）上提供的数据来计算通量峰值处的亮度通过使用截止幂律谱（CPL）。对于\textit{Konus-Wind}样本，我们使用米德相关关系\citep{Yonetoku:2010}从源帧\citep{Minaev:2019}中测量的…
2021-05-02 astro-ph.HE
Radio emission from high-mass binaries with non-accreting pulsars
拥有非吸积脉冲星的双星系统是有效的非热辐射源，从无线电到伽马射线。这种宽带辐射被认为来自伴星和脉冲星风碰撞的区域。这种震源类型的典型例子是PSR B1259 $-$ 63。高能辐射探测的是二元尺度的激波结构，而射电辐射则产生于系统之外，在受冲击的恒星风和脉冲星风可能由于流体动力学不稳定性而混合的区域。理解冲击流的演化强烈依赖于低能辐射的适当表征。我们已经进行了数值计算的无线电发射产生的高质量的双星托管一个年轻的脉冲星。采用处方的系统中的冲击流和非热粒子注入，我们已经产生了合成的无线电发射图，可以与观测进行比较。初步结果表明，发射的整体流量应该是相当缓慢的，与脉冲星风磁化在冲击高于孤立的脉冲星。
2011-03-15 astro-ph.HE
Discovery of Red-shifted He-like Iron Absorption Line from Luminous Accreting Neutron Star SMC X-1
我们分析了用\textit{Suzaku}获得的SMC X-1的X射线数据，并在2012年5月19日进行的观测中发现了以6.4 keV为中心的吸收线和基础加宽发射线的组合。该吸收线以$6.61_{-0.03}^{+0.02}$ ~keV为中心，吸收强度为$5.9_{-1.4}^{+1.7}$，自然地解释为Fe在6.7~keV的He $_α$共振线，其具有$4000_{-1300}^{+1400}\;\mathrm{km\;s^{-1}}$的红移。虽然\textit{Suzaku}在2011- 2012年的11个月中对该系统进行了10次观测，但只有在NS处于超轨道调制的上升阶段时的一次观测中观察到了吸收特征，这可以被认为是扩展的吸积盘从掩星的出口。因此，我们把这条线归因于一个低密度，高度电离的吸收体在一个吸积盘电晕所产生的磁盘照明NS的强烈的X射线。这种解释也与光电离度和谱线深度的讨论相一致。
2018-11-20 astro-ph.HE
Chandra-HETGS Characterization of an Outflowing Wind in the accreting millisecond pulsar IGR J17591-2342
IGR J17591-2342是一颗正在吸积的毫秒X射线脉冲星，于2018年8月由INTEGRAL X射线和伽马射线天文台在对银河系凸起和中心的扫描中发现。它展示了一个不寻常的爆发轮廓，在X射线中有多个峰值，正如几颗X射线卫星在三个月内所观察到的那样。在这里，我们提出了在X射线/伽马射线和近红外领域进行的观测，并集中在同时进行的观测与钱德拉高能透射光栅光谱仪（HETGS）和中子星内部成分探测器（NICER）。HETGS提供了Si边缘区域的高分辨率光谱，这产生了关于源距离的线索，并揭示了速度为$\mathrm{2\,800\,km\,s^{-1}}$的流出物的证据（99.999%的显著性）。我们表现出良好的一致性之间的NICER和HETGS连续，提供一个适当的帐户，这些仪器查看源的前景中的尘埃散射晕的不同方式。不寻常的是，我们发现一组可能的钙线的HETGS光谱（与显着性范围从97.0%到99.7%）。我们假设IGR J17591-2342是一个中子星低质量X射线双星，位于银河系核球附近或更远的地方，可能是由一个白矮星系统在一次罕见的富含钙的Ib型超新星爆炸中坍塌形成的。
2019-02-25 astro-ph.HE
Population synthesis of low-mass binaries with wind-accreting neutron stars
Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学列昂诺夫天文研究所）；Department of Physics, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学物理系）
该研究通过星族合成模拟低质量双星中的风吸积中子星系统，发现多数系统在几吉年内产生暗淡X射线源，且仅在公共包层效率高时才能形成少量高速双星。
2026-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spin-down of the accreting magnetar candidate 4U 0114+65: possible first evidence for a strong coupling regime
Instituto Universitario de Física Aplicada a las Ciencias y las Tecnologías, Universidad de Alicante（阿利坎特大学应用物理科学与技术大学研究所）；Sternberg Astronomical Institute, Moscow M.V. Lomonosov State University（莫斯科罗蒙诺索夫国立大学斯特恩伯格天文研究所）；Institute for Physics and Astronomy, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）
通过对比2015与2025年XMM-Newton观测，发现4U 0114+65光度下降约一个数量级，提出其可能首次进入强耦合机制下的部分离心抑制状态，导致吸积效率降低而非自转调制丧失。
2026-09-11 astro-ph.HE
Super-Accreting Active Galactic Nuclei as Neutrino Sources
本研究探讨超高吸积活动星系核作为中微子源的潜力，提出无喷流但具强不透明盘风的新辐射体类型，通过案例计算表明超爱丁顿SMBH可产生可探测中微子通量，为河外中微子源提供合理场景。
2025-08-25 astro-ph.HE
XMM-Newton spectroscopy of the accreting magnetar candidate 4U0114+65
4U 0114 $+$ 65是已知速度最慢的X射线望远镜之一。我们提出了一个由XMM-牛顿X射线望远镜的观察点的分析。分析了能量分辨光变曲线、船上EPIC照相机提供的时间分辨X射线光谱和反射光栅光谱仪提供的该源的第一个高分辨率光谱。测量了$9350\pm 160$ s的X射线脉冲，证实了该源的长期自旋。我们还适合脉冲相位分辨光谱与康普顿模型。这些模型意味着一个非常小的（$r\sim 3$公里）和热（$kT\sim 2-3$ keV）的发射区，因此指向一个热点的中子星（NS）表面作为最可靠的解释的X射线脉冲。长的NS自旋周期，上旋速率，和持续的X射线发射可以在准球形沉降吸积理论的范围内解释，这可能表明磁场是在磁星范围内。因此，4U 0114 $+$ 65可能是一颗风吸积磁星。我们还观察到两次低光度事件。第一个可以解释为在施主的风中过密结构的吸收。第二个插曲可能是由于暂时停止吸积到一个磁极所造成的非球形物质捕获的结构性恒星风。光变曲线显示了在高通量间隔期间看到的两种类型的下降。这种持续数十秒的短暂下降是由风团吸收而产生的。长的下降可能与稀薄的丛间介质有关。我们还发现了B1 Ia供体的X射线光电离风中发射线的证据。Fe K $α$线是高度可变的，比其他超巨星施主的X射线双星弱得多。风聚集的程度，通过覆盖分数测量，比超巨星捐助星的早期光谱类型低得多。
2017-06-15 astro-ph.HE
Anti-glitches in accreting pulsars from superfluid vortex avalanches
\textit{Neutron Star Interior Composition Explorer}（NICER）飞行任务最近在吸积脉冲星NGC 300 ULX-1中发现了三个突然的自旋下降事件，称为“反故障”。与以前在减速磁星中检测到的抗干扰不同，这些是在加速脉冲星中记录的第一个抗干扰。一个标准的理论是，脉冲星自旋上升的故障是由集体解旋涡旋的雪崩引起的，这些涡旋将角动量从超流体内部转移到中子星的外壳。在这里，我们测试涡雪崩是否也与NGC 300 ULX-1中的反故障一致，角动量转移反向。我们进行$N$体模拟高达$5 \times 10^{3}$钉扎涡在两个维度的长期加速和减速容器。在这两种情况下，涡旋雪崩都经常发生，分别向内和向外传播。的影响，如大小和等待时间的统计，被认为是简要的。
2022-05-12 astro-ph.HE
Origin of young accreting neutron stars in high-mass X-ray binaries in supernova remnants
最近，在超新星遗迹的X射线双星系统中发现了几颗吸积中子星。它们代表了NS标准磁旋转演化的难题，因为它们的年龄（$\lesssim 10^5$年）比风吸积开始之前喷射器和螺旋桨阶段的预期持续时间短得多。为了解释这样的系统的外观，我们考虑旋转演化的NS与早期的回退吸积和不对称的前/后过渡之间的喷射器和螺旋桨阶段（所谓的滞后效应，提出了V. Shvartsman在1970年）。结果表明，在一个成功的回退情节与某些现实的价值观的初始自旋周期，恒星风的属性，和磁场，年轻的NS可能不会进入喷射阶段在其演变过程中的结果在一个相对快速的启动吸积的超新星遗迹的寿命。对于标准磁场$\sim 10^{12}$ ~G和初始自旋周期$\sim 0.1$ ~--~0.2~s，吸积率$\gtrsim 10^{14}$ ~--~ $10^{15}$ ~g~s $^{-1}$足以避免喷射阶段。
2022-01-10 astro-ph.HE
Expanded atmospheres and winds in Type I X-ray bursts from accreting neutron stars
本文通过构建含广义相对论效应的辐射驱动超爱丁顿星风与静态膨胀包层稳态模型，研究I型X射线暴中光球半径演化，并指出静态模型在暴上升阶段不适用、触地通量解释存在系统不确定性以及光球光谱移动主要由引力红移主导。
2023-10-30 astro-ph.HE
Conditions for accretion disc formation and observability of wind-accreting X-ray binaries
我们探讨了各向异性风驱动对密近双星中黑洞吸积性质的影响。我们特别关注线驱动风，这是常见的高质量X射线双星。在密近双星系统中，来自伴星的潮汐力可以以两种不同的方式改变风的结构。一个是由于有效地面重力较弱而使风终极速度减小。另一个是由于重力暗化而导致的质量通量的减少。我们将这些影响纳入所谓的CAK理论在一个简单的方式和调查的风绕吸积器的轨道尺度上的流动。当Roche瓣填充因子为$\gtrsim0.8$-0.9时，自然形成了一个类似于风Roche瓣溢出的聚集吸积流，但这只是在考虑速度降低的情况下才发生的。流的形成对于引入足够的角动量以在黑洞周围形成吸积盘是必要的。引力暗化效应减少了吸积角动量的数量，但不足以阻止圆盘的形成。基于这些结果，我们预计有一个离散的步骤，在高质量X射线双星的可观测性取决于是否施主罗氏瓣填充因子是低于或高于$\sim$ 0.8-0.9。
2021-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gamma-ray binaries as non-accreting pulsar systems
伽玛射线双星LS 5039和LS I +61 303已经被切伦科夫望远镜在TeV能量下探测到，表现出与轨道周期相关的周期性行为。这些伽马射线双星系统最近也被费米伽马射线望远镜在GeV能量下探测到，GeV和TeV的观测组合提供了预期和令人惊讶的结果。我们总结了这些结果，也考虑到多频率的情况下，从脉冲星系统的角度。我们讨论了脉冲星风/星风冲击，或脉冲星风区过程导致粒子加速到足以发射TeV光子的模型的相似性和差异。我们详细讨论了目前的观测检测吸积线或脉动从这些对象的警告。我们还评论的可能性，了解GeV的TeV的排放从这些二进制与2组件的贡献，他们的光谱。我们表明，这将是可能的，以适应正常的脉冲星发射和GeV / TeV通量随轨道相位。我们指出了这个想法的几个方面，目前正在采取的数据进行测试。
2010-08-03 astro-ph.HE
X-Ray Views of Galactic Accreting Pulsars in High-Mass X-Ray Binaries
本综述概述了高质量X射线双星中吸积X射线脉冲星的吸积与辐射过程，总结了时域现象、光谱特性、演化及X射线偏振等多波段观测进展，并简要讨论了伽马射线双星等相关系统。
2024-12-23 astro-ph.HE
Unveiling optical signatures of outflows in accreting white dwarfs
本研究通过GTC-10.4m光学光谱观测四颗吸积白矮星，探测到高速蓝移吸收线，首次在MV Lyr和V425 Cas中发现光学外流，表明光学外流在吸积白矮星中可能普遍存在。
2023-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accreting White Dwarfs: Effect of WD Composition on Helium Ignition During Slow Accretion
本研究利用MESA模拟代码，探究慢速吸积富氦物质时白矮星成分对氦点火的影响，发现碳丰度较低的白矮星吸积时间更长，点火延迟，并解释了相关机制。
2022-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of spin-up in the X-ray pulsar companion of the hot subdwarf HD 49798
热亚矮星HD 49798有一个发射X射线的致密伴星，自旋周期为13.2 s，动态测量质量为1.28+/-0.05 M太阳，与中子星或白矮星一致。利用所有可用的XMM-牛顿和斯威夫特观测这个源，我们可以执行一个相位连接的时间分析延伸到1992年获得的ROSAT数据。我们发现脉冲星以（2.15+/-0.05 x10 ^{-15} s/s）的速度旋转。这一结果最好用中子星从其亚矮星伴星的风中吸积来解释，尽管超过20年的显著稳定的周期导数在风吸积的中子星中是不寻常的。不能排除这个致密天体是一颗通过盘吸积的大质量白矮星的可能性，但它需要更大的距离和/或HD 49798的恒星风的性质不同于从其光学/紫外光谱模型中得出的。
2016-03-04 astro-ph.HE
IXPE observations of the quintessential wind-accreting X-ray pulsar Vela X-1
利用IXPE首次观测典型风吸积X射线脉冲星Vela X-1，测得相位平均低偏振度并揭示其随能量和脉冲相位的显著变化。
2023-03-03 astro-ph.HE
GRMHD Simulations of Accreting Neutron Stars with Non-Dipole Fields
美国宇航局的NICER望远镜最近为旋转动力毫秒双星中的非偶极磁场结构提供了证据。这些恒星被认为经历了一个长时间的吸积自旋阶段，这就引出了一个问题，即吸积流到具有复杂磁场的恒星上会是什么样子。我们目前的结果从一套GRMHD模拟吸积中子星的偶极，四极和四偶极恒星场几何。这是在广义相对论框架中模拟真实热点形状以了解吸积毫秒星系中热点变化的第一步。我们发现，吸积柱的位置和大小导致热点的变化显着依赖于初始恒星场强度和几何形状。我们还发现，最强的贡献恒星扭矩是从磁盘连接的场线和脉冲星风，导致自旋在几乎所有的参数制度在这里探讨。我们进一步分析角动量输运的吸积盘由于大规模的磁应力，湍流应力，风和可压缩的影响，我们确定与对流运动。圆盘使初始的开放恒星流形成喷流。对于偶极子，磁盘磁层的相互作用可以增强或减少喷流功率相比，孤立的情况下。然而，对于四极，磁盘总是导致增强的净开放通量，使喷流功率与偶极的情况下。我们讨论了我们的研究结果中观察到的中子星喷流，并提供了一个可行的机制来解释无线电功率在低和高磁场的情况下。
2022-04-01 astro-ph.HE
NuSTAR rules out a cyclotron line in the accreting magnetar candidate 4U2206+54
基于我们新的NuSTAR X射线望远镜数据，我们排除了高质量X射线双星4U 2206 +54光谱中高达60 keV的任何回旋线。特别是，我们没有找到任何证据，以前声称的线约30千电子伏，独立的源通量，沿自旋脉冲。自上次观测以来，自旋周期显著增加，达到$5750\pm10$ s，证实了快速自旋下降速率$\dot ν=-1.8\times 10^{-14}$ ~Hz s $^{-1}$。这种现象可以用一颗强磁化中子星（$B_{\rm s}>$是$10^{13}$ G的几倍）的存在来解释，该中子星是从它的主序O9.5伴星的慢风中吸积而来的。
2018-06-19 astro-ph.HE
Spin-Down of the Long-Period Accreting Pulsar 4U 2206+54
4U 2206+54是一颗高质量的X射线双星，被怀疑含有一颗中子星，该中子星是由它的伴星BD +53 2790的风吸积而来。Reig等人最近在RXTE和INTEGRAL观测中都探测到了5560 s周期的脉动，他们得出结论，这是由于中子星的自旋造成的。我们目前的意见与朱雀是同时期的RXTE观察这个来源。我们发现在5554 +/- 9秒的周期与他们的结果一致的强脉动。我们还提出了一个重新分析的BeppoSAX观测4U 2206+54在1998年，其中我们发现在5420 +/- 28秒的周期强脉动，揭示了自旋下降的趋势，在这个长周期吸积脉冲星。对这些数据的分析表明，该系统中的中子星是一颗吸积动力磁星。
2009-08-27 astro-ph.HE
Asymmetric MHD Outflows/Jets from Accreting T Tauri Stars
对来自年轻恒星的喷流的观测揭示了某些来源的不对称流出。为了评估流出物或喷流相对于赤道面不对称的条件，对旋转磁化星的轴对称粘性/扩散盘吸积进行了大量的$2.5$ D MHD模拟。我们考虑初始磁场是对称的赤道平面，并包括一个径向分布的场线程的磁盘（磁盘场）和恒星偶极子场。（{ \bf 1}）。对于纯盘场，流出的对称性或不对称性受盘的中平面等离子体$β$的影响（其中$β$是等离子体压力与磁压力的比率）。对于低密度光盘与小等离子体$β$值，外流被观察到对称的$10\%$内超过数百个内部光盘轨道的时间尺度。对于密度较高的$β$盘，上、下日冕等离子体的耦合被打破，两半球的准周期场运动变得不同。这种不对称性导致了不对称的偶发性流出。（{ \bf 2.}）吸积恒星与恒星偶极子场和没有磁盘场表现出情节，两个组件流出-磁层风和内部磁盘风从更大的径向距离。两者的特点是相似的速度分布，但磁层风的密度是盘风的$\gtrsim 10$倍。（{ \bf 3}.）增加一个平行于恒星偶极场的圆盘场，可以增强磁层风，但抑制圆盘风。（{ \bf 4}.）相反，增加一个与恒星偶极场反平行的圆盘场可以抑制磁层风和圆盘风。我们的模拟再现了金牛座T星的非对称外流观测的一些关键特征。
2015-03-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Measuring the black hole masses in accreting X-ray binaries by detecting the Doppler orbital motion of their accretion disk wind absorption lines
到目前为止，基本上所有X射线双星中的黑洞质量都是通过观测伴星的速度和光变曲线作为轨道相位的函数而获得的。然而，一个主要的不确定性是对X射线双星轨道倾角的估计。本文建议通过直接测量黑洞的轨道运动来测量X射线双星中的黑洞质量，从而得到伴星与黑洞的质量比。在这种方法中，我们假定吸积盘风随黑洞运动，因此黑洞的轨道运动可以由吸积盘风中产生的吸收线的多普勒速度得到。通过分析GRO J1655-40的Chandra/HETG观测数据，我们验证了该方法的有效性，其中由盘风吸收线的多普勒速度推断的黑洞轨道运动的视线速度为90.8（+-11.3）km/s，与由其先前测量的系统参数预测的结果一致。我们得到GRO J1655-40中的黑洞质量为5.41（+0.98，-0.57）太阳质量，系统倾角为72.0（+7.8，-7.5）度。对该源进行更多轨道相位的额外观测，可以大大改善对其系统参数的估计。然后，我们应用该方法的黑洞X射线的二进制LMC X-3观察与HST/COS附近的轨道相位0.75。我们发现CIV偶极子的盘风吸收线移动到大约50 km/s，这产生了0.6的伴星与黑洞的质量比，假设盘风速度为-400 km/s。覆盖其他轨道相位（特别是0.25）的额外观测对于简化这一假设并直接限制质量比至关重要。这种方法原则上也可应用于任何具有可探测的吸积盘风吸收线特征的吸积致密天体。
2012-01-17 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
A persistent bow shock in a diskless magnetised accreting white dwarf
Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（尼古拉·哥白尼天文学中心，波兰科学院）；Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理系河外天文中心）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；School of Physics and Astronomy, University of Southampton（南安普顿大学物理与天文学院）；INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；University of Oxford, Department of Physics, Astrophysics（牛津大学物理系天体物理学）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（欧洲空间科学中心，西班牙高等科学研究委员会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究研究所）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Department of Astronomy, University of Cape Town（开普敦大学天文系）；Department of Physics, University of the Free State（自由州大学物理系）；Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）；Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University（拉德堡德大学天体物理学/IMAPP系）
研究发现盘外磁化吸积白矮星1RXS J052832.5+283824存在持续bow壳，其磁场强度达42-45 MG，排除了热核爆炸和供体风等传统解释，表明存在未被识别的能量损失机制。
2026-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Short-Term Variability of X-rays from Accreting Neutron Star Vela X-1: I. Suzaku Observations
利用{ \it Suzaku} 100 ks曝光量观测，分析了船帆座X-1（最亮的风馈吸积中子星）在2 ks短时间尺度上的宽波段X射线谱的时变。在观测过程中，该物体表现出强烈的变化，包括几次耀斑和所谓的“低态”，其中X射线光度降低了一个数量级。虽然光谱硬度随着X射线光度的增加而增加，但大多数记录的耀斑并没有显示出任何显著的星周吸收变化。然而，在一次短暂的耀斑出现之前，就有大量吸收的迹象，显示出显着的光谱硬化。在低状态下，流量水平调制脉冲星的自旋周期，表明即使在这种状态下的吸积流达到接近的中子星。从现象学上讲，宽带X-射线光谱，这是集成在整个自旋阶段，很好地代表了“NPEX”功能（负和正的幂律与指数截止由一个共同的折叠能量的组合）与回旋共振散射功能在50千电子伏。拟合的数据使我们能够推断光子指数和X射线光度之间的相关性。最后，星周吸收在轨道相位间隔0.25- 0.3内逐渐增大，这可以解释为致密天体在超音速星风中运动产生的弓形激波的影响。
2013-04-22 astro-ph.HE
Wind Roche lobe overflow in high mass X-ray binaries : a possible mass transfer mechanism for Ultraluminous X-ray sources
超亮X射线源（ULX）具有如此高的X射线亮度，以至于长期以来人们认为它们正在吸积中等质量的黑洞。然而，一些ULX已经显示出周期性的调制和相干脉动，暗示着一颗中子星在围绕恒星伴星的轨道上，并以超爱丁顿速率吸积。在这封信中，我们提出，ULX中的质量转移可以定性地与超巨星X射线双星（SgXB）中的质量转移相同，来自供体恒星的风高度朝向紧凑的物体。由于恒星并没有填满它的洛希瓣，这种被称为“风洛希瓣溢出”的质量传递机制即使在大质量比下也能保持稳定。基于来自光谱观测和建模的恒星风的现实加速度剖面，我们计算风的体积运动来评估被紧凑物体捕获的恒星质量流出的分数。我们确定的轨道和恒星条件的SgXB传输质量的速率匹配的期望ULX，并表明，从SgXB到ULX光度水平的过渡是渐进的。这些结果表明，一个高的恒星洛希瓣填充因子是不必要的漏斗大量的材料进入洛希瓣的吸积物。大的恒星质量损失率，例如M101 ULX-1中的沃尔夫-拉叶星或NGC 7793 P13中的晚期B 9超巨星，足以导致高束风和显着增强的质量转移率。
2018-10-30 astro-ph.HE
A persistent ultraviolet outflow from an accreting neutron star binary transient
所有吸积盘的天体都会产生强大的外流。在包含中子星（NS）或黑洞的双星中，吸积经常发生在剧烈的爆发期间。在这些爆发的主要盘风签名是蓝移的X射线吸收线，这是优先看到盘为主的“软状态”。相比之下，光学风形成的线最近被发现在“硬态”，当一个热日冕主导的光度。这些特征之间的关系尚不清楚，尽管在紫外线（UV）区域有许多强烈的共振跃迁，但还没有爆发系统揭示出X射线和光学波段之间的风形成的线。在这里，我们表明，瞬态NS二进制斯威夫特J1858.6-0814表现出风形成，蓝移吸收与C IV，N V和He II在时间分辨紫外光谱在发光硬态。这是第一次有证据表明，在这种状态下，有一个温暖的、中等电离的外流成分。同时观察到的光学线也显示瞬态蓝移吸收。将紫外数据分解为常数和变量分量，蓝移吸收与前者相关。这意味着外流与数据中的发光耀斑无关。联合存在的紫外线和光学风的功能揭示了一个多相和/或分层流出的外盘。辐射流体动力学模拟已经预测了所有吸积状态的这种持续质量损失，并有助于解释短于预期的爆发持续时间。
2022-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
An INTEGRAL view of High Mass X-ray Binaries : their nature, formation and evolution
本文描述了超巨星高质量X射线双星（HMXB）的性质、形成和演化。现在有许多新的观测，从高能方面（主要来自INTEGRAL卫星），辅之以多波长观测（主要是欧洲南方天文台设施的光学、近红外和中红外），表明最近发现了一个新的超巨星HMXB群。我们在这里报告有关不同类别的HMXB的观测事实，允许建立一个一致的情况下解释这些来源的各种特征，在这些来源的吸积模型的基础上（例如，瞬态吸积盘与cluerous风）。我们还提到了新的观测表明存在的进化联系之间的恒星风吸积超巨星X射线双星。
2013-02-18 astro-ph.HE
Discovery of a 584.65 Hz Burst Oscillation in the Low Mass X-Ray Binary 4U 1730--22
I型X射线爆发振荡是由低质量X射线双星（LMXB）中中子星（NS）表面释放的热核提供能量的，爆发振荡频率接近NS的自旋速率。利用\textit{NICER}（\textit{ Neutron star Interior Composition Explorer}）望远镜观测到2022年3月20日吸积的NS LMXB 4U~1730- 22的I型X射线爆发冷却尾的584.65 Hz振荡。振荡信号在584.65 Hz附近显示出强Leahy功率$P_{\rm m}\sim54.04$，其分别具有$7.05σ$和$4.78σ$的单次试验和多次试验置信水平。在0.2- 10 keV波段振荡的折叠脉冲轮廓呈正弦形状，其分数振幅均方根为$(12.5\pm1.8)\%$。我们发现振荡频率显示出不明显的向上漂移，即，小于0.3 Hz，与吸积毫秒X射线谱（AMXP）中出现的行为相似，表明该源可能是一个以1.71 ms自旋的AMXP。
2022-09-07 astro-ph.HE
The accretion-heated crust of the transiently accreting 11 Hz X-ray pulsar in the globular cluster Terzan 5
我们报告钱德拉主任的任意时间观测的球状星团泰山5，进行了约7周后，2010年爆发的新发现的瞬态吸积11赫兹X射线脉冲星停止。我们探测到一个热光谱，它可以用一个中子星大气模型来拟合，其中观测者在无穷远处的温度为kT~100 eV，静态热辐射光度为Lq~ 2 E33 erg/s，假设距离为5.5 kpc。热辐射高于2003年和2009年测量的静态基准水平，即，在最近的吸积爆发之前。一个可能的解释是，中子星外壳在最近的吸积事件中被显著加热，需要冷却，直到它恢复与核心的热平衡。虽然这已被观察到的中子星低质量X射线二进制经历几年到几十年的吸积事件，这是第一次，地壳加热的证据被检测到一个短暂的系统，定期爆发持续时间为几个星期。这为研究瞬态吸积中子星的加热和冷却打开了一扇新的窗口。
2011-04-05 astro-ph.HE
Discovery of pulsation dropout and turn-on during the high state of the accreting X-ray pulsar LMC X-4
2015年10月和11月对发光X射线脉冲星LMC X-4的两次\textit{NuSTAR}观测捕获了来自该源的几次明亮的吸积耀斑，该源具有长期的稳定脉冲和超轨道行为。我们提出了一个定时分析这些数据中，我们检测到一个快速的脉冲打开与吸积耀斑，在此期间，源达到超爱丁顿光度。脉动，这是通常看到从这个来源，被发现只发生了大约一个小时之前，并在明亮的耀斑。超过一个小时的耀斑之前和之后，我们发现脉动是微弱的或不存在的，与分数RMS振幅小于0.05。在耀斑爆发时，脉冲轮廓表现出0.25个周期的相移，这可能与发射几何形状的变化有关。这种在耀斑之前发生的脉冲强度的增加不能用螺旋桨效应来解释，并且可能提供了在接近爱丁顿极限和ULX双星的磁特性之间的联系。
2018-06-28 astro-ph.HE
The Quiescent X-ray Spectrum of Accreting Black Holes
静态是所有质量尺度上黑洞的主要吸积模式。我们对X射线光谱的了解是有限的，因为在这种状态下，X射线的亮度很低。在这里，我们提出了一个分析的样本的动态确认的恒星质量的黑洞在静止中观察到的\textit{Chandra/XMM-Newton/Suzaku}时代导致一个样本的8个黑洞与$\sim$ 570 ks的意见。与大多数活动星系核的观测受到扩散气体污染的限制相反，恒星质量系统允许对仅由吸积流产生的X射线光谱进行干净的研究。数据的特点是使用简单的模型。我们发现一个模型组成的幂律或热韧致辐射都提供了很好的描述的数据，在那里我们测量$\rm Γ= 2.06 \pm 0.03$和$\rm kT = 5.03^{+0.33}_{-0.31} keV$分别在0.3 - 10千电子伏的带通，在一个中值光度为$\rm L_x \sim 5.5\times10^{-7} L_{Edd}$。这一结果的背景下，讨论了我们的理解吸积流到恒星和超大质量黑洞在低光度。
2014-05-02 astro-ph.HE
Accretion disc winds imprint distinct signatures in the optical variability spectrum of black hole transients
研究首次将rms光谱方法用于V404 Cygni光学观测，发现吸积盘风导致吸收及反转P-Cygni等独特光变特征。
2025-01-07 astro-ph.HE
Three-dimensional Simulations of Magnetospheric Accretion in a T Tauri Star: Accretion and Wind Structures Just Around Star
我们进行三维磁流体动力学模拟在金牛座T星的磁层吸积研究的吸积和风的结构在恒星附近。吸积到恒星上的气体包括来自磁层边界的气体和失败的盘风。吸积气体通常以多柱吸积的形式存在，这与观测结果一致。吸积流的角动量的一个显着的部分被删除的磁场的锥形盘风和湍流失败的风内部和附近的磁层。结果，与基于质量吸积率的简单估计相比，吸积扭矩显著减小。恒星自转通过改变磁层边界的稳定性条件来影响锥盘风的时变特性。然而，时间平均磁层半径仅微弱地依赖于恒星自旋，这与经典理论预测的恒星自旋通过磁矩控制磁层半径不同。磁层边界处的环向场与极向场的强度之比，是磁转矩的一个关键参数，对自旋也不敏感;它是由磁盘动力学决定的。考虑到新发现的三维效应，我们从稳态角动量输运方程得到了与Ghosh & Lamb关系非常相似的磁层半径的标度关系。
2022-11-02 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Retrograde wind accretion -- an alternative mechanism for long spin-period of SFXTs
INTEGRAL发现了一类新的高质量X射线双星--超巨星快X射线瞬变星，它们与OB超巨星有关，具有长的自旋周期。观测证据表明，一些吸积中子星在HMXB显示吸积逆转。有人认为，反向扭矩可能导致非常缓慢的旋转器。根据风吸积过程中的三个特征半径，我们提出了一种反吸积方案，并将吸积阶段分为三个区域，以解释SFXTs长自旋周期的形成。某些SFXT系统的吸积状态可以由它们的自旋和轨道周期来确定。
2012-10-23 astro-ph.HE
A Highly Accreting Low-Mass Black Hole Hidden in the Dust: Suzaku and NuSTAR observations of the NLS1 Mrk 1239
我们提出了环面建模的X射线光谱附近的窄线塞弗特1星系Mrk 1239（$z=0.0199$），档案朱雀，NuSTAR和雨燕观测的基础上。我们的模型表明$Γ\approx2.57$在2019年和$Γ\approx2.98$在2007年的非常软的内在幂律连续发射。通过对未被吸收的X射线光度应用修正因子，我们发现Mrk 1239在爱丁顿极限附近或附近吸积。我们的最佳拟合光谱模型还表明，在Mrk 1239中，一个环面的柱密度为$\log(N_{\rm H, ave}/$ cm $^{-2})=25.0\pm0.2$，并且$0.90$的覆盖因子很高，这表明该源最有可能与$i\approx26^{\circ}$几乎面对面地观察。我们的视线可能会穿过$N_{\rm H, los}=2-5\times10^{23}$ cm $^{-2}$的环面边缘。高爱丁顿比和高视线柱密度使Mrk 1239成为接近极限的活动星系核之一，由于高辐射压，风可能在环的边缘附近形成。
2021-05-05 astro-ph.HE
Pulse phase dependent variations of the cyclotron absorption features of the accreting pulsars A 0535+26, XTE J1946+274 and 4U 1907+09 with Suzaku
利用朱雀观测资料，对Be/X射线双星A0535+26和XTE J1946+274以及风吸积HMXB脉冲星4U 1907+09的回旋共振散射特征（CRSF）进行了详细的脉冲相位分辨谱分析。CRSF参数在脉冲相位上变化很大，并且可以用于映射这些源中的磁场和可能偏离偶极子几何形状。它还反映了在不断变化的视角上的吸积柱和当地环境的条件。对于每个源，用一种以上的连续谱模型得到了脉冲相位变化的模式，所有的结果都是一致的。还要注意对具有恒定光谱特性和光度的一段数据进行分析，以确保结果反映仅由于视角变化而引起的变化。对于A0535+26和XTE J1946+274，它们在脉冲轮廓中显示出能量依赖性的下降，在连续谱模型中添加了部分覆盖吸收体，以考虑到吸积流/柱阻挡我们视线在这些相位处的额外吸收。
2013-04-23 astro-ph.HE
Probing clumpy wind accretion in IGR J18027-2016 with XMM-Newton
超巨星X射线双星通常由一颗中子星组成，中子星是由OB超巨星伴星的风吸积而来。它们被分为经典系统和超巨星快X射线瞬变（SFXTs）。X射线源的这些子类的不同行为，SFXTs显示出更明显的变化，通常（至少）部分归因于大质量恒星的不同物理性质。在SFXTs的情况下，Bozzo等人（2017年）报告了团块对这些源的耀斑/爆发的影响的系统研究，利用XMM-牛顿机载仪器的能力在短至几百秒的时间尺度上进行硬度分辨光谱分析。在本文中，我们使用IGR J18027-2016的六个XMM-牛顿观测将上述研究扩展到经典超巨星X射线双星，并将结果与SFXTs的结果进行比较。由于IGR J18027-2016的这些观测跨越了不同的轨道相位，我们还研究了它在更长时间尺度上的X射线光谱变化，并将我们的结果与以前的出版物进行了比较。虽然从吸积超巨星X射线双星的X射线观测中获得团块物理性质的测量已经被证明是具有挑战性的，但我们的研究表明，在超巨星快速X射线瞬变和至少一个经典系统（即IGR J18027-2016）的X射线观测中发现了类似的团块印记。这提供了有趣的观点，进一步扩展这项研究的许多XMM-牛顿观测已经在其他经典超巨星X射线双星的方向进行。
2019-08-09 astro-ph.HE
Stellar Winds in Massive X-ray Binaries
来自大质量恒星的强风是广泛的天体物理学领域感兴趣的话题。在高质量X射线双星中，一方面存在一个吸积的致密天体，可以通过研究所发射X射线的不同性质来推断风参数;但另一方面，吸积体的重力和电离辐射可以强烈影响风流。基于来自恒星风和X射线社区的天文学家的合作努力，本报告试图回顾我们目前的知识状况，并指出未来进展的途径。
2017-02-22 astro-ph.HE
Detection of a variable ultra-fast outflow in the Narrow Line Seyfert 1 galaxy PG 1448+273
在一些吸积的超大质量黑洞的X射线光谱中，已经检测到高度电离离子的相对论蓝移吸收特征，即所谓的超快流出（UFO）。如果这些特征真的来自加速到光速10%以上的吸积盘风，那么它们的能量预算非常重要，它们可以促进甚至驱动来自活动星系核（AGN）的星系尺度反馈。然而，UFO的光谱特征往往是弱的，由于高电离的流出物质，风的物理性质的推断可以复杂的活动星系核的其他光谱特征，如相对论反射。在这里，我们研究一个高度吸积窄线塞弗特1星系PG 1448+273。我们应用一个自动化的，系统的例行检测在吸积系统的外流，并实现了明确的检测不明飞行物在这个活动星系核。XMM-牛顿天文台在软X射线和硬X射线波段都观测到了UFO的吸收。外流的速度为（26900 ± 600）km/s（~ 0.09 c），电离参数为log（μ g/ erg cm s^-1）=4.03 - 0.08 ^{+0.10}，柱密度大于10^23 cm^-2。同时，我们在物体的光谱中检测到弱的暖吸收特征。我们系统的外流搜索表明存在进一步的多相风结构，但考虑到目前的数据质量，我们不能声称有意义的检测。在第二次较短的XMM-牛顿观测中没有发现UFO，这表明在时间上的变化，在其他类似的活动星系核中也观察到了。
2020-05-20 astro-ph.HE
Magnetic angle evolution in accreting neutron stars
在双星系统中，磁化吸积中子星（NS）的自转可以用它的自转周期和两个角来描述：自转相对于轨道动量的倾角$α$和自转与磁矩之间的磁角$χ$.磁层吸积使NS旋转并调整其旋转轴，使$α$减小到几乎完美的对齐。它对磁角的影响更为微妙，也相对未被研究。在这项工作中，我们模拟了刚性球吸积NS的磁角演化。我们发现，当$α$和$χ$都显著偏离零时，上旋力矩会影响磁角，并且上旋力矩随自旋周期的相位而变化.当NS的旋转轴与起旋扭矩对准时，磁轴变得与旋转轴不对准。在有利条件下，磁角可增加$Δχ\sim 15^\circ-20^\circ$。这种正交化可能是毫秒脉冲星演化的一个重要因素，因为它部分补偿了脉冲星扭矩可能导致的$χ$下降。如果自旋扭矩的方向随时间随机变化，就像在风馈的高质量X射线双星中一样，NS的旋转轴和磁轴都参与了非线性随机行走演化。该过程的最终吸引子是$χ$中的双峰分布，在$χ=0^\circ$和$χ= 90^\circ$处达到峰值。
2021-05-03 astro-ph.HE
Footprints in the wind of Vela X-1 traced with MAXI
在高质量X射线双星中，致密天体周围的恒星风被来自致密天体的X射线强烈电离。热恒星的恒星风主要由重元素谱线中的光吸收驱动，X射线光电离显着降低了所谓的Stroemgren区域内的辐射力，导致致密物体周围的风停滞。在像船帆座X-1这样的近距离双星中，这种效应可能会改变整个系统的风结构。利用全天空X射线图像监视器（MAXI）的光谱数据，研究了Vela X-1的光电吸收与轨道相位的关系，发现这与球对称平滑风的理论不一致。考虑到以前的调查，我们开发了一个简单的模型风结构与流状的光电离尾流区的速度较慢，密度较大的风尾随的中子星负责所观察到的吸收曲线。
2013-04-22 astro-ph.HE
Radiative Shocks around Super-Eddington Accreting Black Holes
本文通过二维辐射流体动力学模拟研究了恒星质量黑洞周围平流吸积流中的辐射驻波激波，重点研究了超爱丁顿吸积流。在一组引起驻激波的输入流参数下，赤道上的激波位置随着吸积率的增加而向事件视界方向减小。在沿旋转轴的狭窄漏斗区中的光学薄的和热的气体逐渐转变为致密的和光学厚的状态，并且从赤道附近的辐射激波的基部输送越来越致密的气体。其结果是，亮度变得高达~ $10^{40}$ erg $s^{-1}$，并且辐射在旋转轴周围显示出强烈的各向异性分布，然后显示出非常低的边缘亮度为~ $10^{36}$ erg $s^{-1}$。从外边界流出的质量流量高达~ $10^{-5}$和$10^{-4}$ $M_{\odot} yr^{-1}$，但大部分流出是通过径向外边界产生的，可以在很宽的风区上观察到。该模型显示出近似黑体光谱的温度为$5 \times 10^{6} - 3 \times 10^{7}$ K在垂直的外边界表面。超爱丁顿光度辐射激波模型给出了超吸积体SS 433和超铝X射线源与恒星质量黑洞的可能模型。
2021-02-10 astro-ph.HE
Hyper-accreting black hole as GRB central engine. I: Baryon loading in GRB jets
超吸积恒星质量的黑洞一直被认为是伽马射线暴（GRB）中心引擎的最佳候选者。最近的丰富的观测伽玛暴的空间任务，如雨燕和费米提出了新的限制伽玛暴中心引擎模型。本文研究了从黑洞中心发动机发射的伽玛暴喷注的重子加载过程。我们考虑一个相对论性喷流由$ν\barν$湮灭或由Blandford-Znajek（BZ）机制。我们认为重子加载从中微子驱动的风从中微子冷却为主的吸积流。对于磁主导的BZ喷注，我们考虑中子从喷注周围的磁壁漂移，以及随后的正电子捕获和质子-中子非弹性碰撞。计算了两种喷注中的最小重子载荷。我们发现，在这两种情况下，一个更明亮的喷流往往是更多的重子穷人。中微子驱动的“火球”通常比磁主导的喷流“更脏”，而磁主导的喷流可以清洁得多。这两个模型都有正确的尺度来解释最近发现的经验$Γ-L_{\rm iso}$关系。由于一些中微子驱动的喷流有太多的重子加载相比，数据，我们建议，至少有一个很好的一部分伽玛暴应该有一个磁主导的中央引擎。
2013-02-27 astro-ph.HE
Magnetic winds in resistive compact binary discs
Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，天体物理学与行星学研究所）
研究低磁雷诺数下磁风对吸积盘的影响，通过3D磁流体动力学模拟揭示磁旋转不稳定性在不同区域的行为。
2026-01-11 astro-ph.HE
MAD-Accretion Scenario in High-Mass X-Ray Binaries with Neutron Stars
本文研究了高质量X射线双星中子星的星风吸积，提出了准球形吸积、开普勒盘及磁制动盘（MAD）吸积图像的形成判据，发现中子星平衡自转周期受伴星星风磁化程度影响，可相差数个数量级。
2025-05-15 astro-ph.HE
The high-energy emission from HD~93129A near periastron
我们对银河系中最大和最明亮的碰撞风双星之一HD~ 93129 A进行了一次观测活动，接近2018年的近星点通道。在这段时间内，预计该源将处于最大的高能发射。在这里，我们提出了我们的数据分析从X射线卫星\textit{Chandra}和\textit{NuSTAR}和$γ$射线卫星\textit{AGILE}。在$\sim$ 18 keV的X射线波段探测到与HD~ 93129 A一致的高能发射，而在$γ$射线波段只得到上限。我们解释推导出的通量使用非热辐射模型的风碰撞区域。我们建立了一个保守的上限的分数风动能转换成相对论电子加速度，$f_\mathrm{NT,e} < 0.02$。此外，我们还将风碰撞区的磁场下限设为$B_\mathrm{WCR} > 0.3$ ~G。我们还讨论了一个假定的解释，我们估计$f_\mathrm{NT,e} \approx 0.006$和$B_\mathrm{WCR} \approx 0.5$ ~G的排放。我们的结论是，多波长，专门的观测活动，在精心挑选的时代是一个强大的工具，为特征的相对论粒子的内容和磁场强度碰撞风双星。
2020-04-21 astro-ph.HE
Pulse Profiles of Accreting Neutron Stars from GRMHD Simulations
本研究通过GRMHD模拟与广义相对论光线追踪，探究偶极场吸积毫秒脉冲星的热点形态与脉冲特性，验证振幅与观测一致，并揭示湍流及电子散射吸收对脉冲变率的影响。
2025-05-19 astro-ph.HE
Magnetic Origin of Black Hole Winds Across the Mass Scale
黑洞吸积盘似乎总是产生等离子体流出，从而导致其光谱中的吸收特征蓝移。这些流出物的X射线吸收线性质是相当不同的，速度范围从非相对论性（$\sim 300$ km/sec）到亚相对论性（$\sim 0.1c$，其中$c$是光速），并且在风等离子体的电离状态中具有类似的宽范围。我们在这里报告，半解析，自相似磁流体动力学（MHD）风模型，已成功地占X射线吸收性质的超大质量黑洞，也适合高分辨率X射线光谱吸积恒星质量黑洞，GRO J1655-40。这为它们的MHD起源提供了一个明确的理论论据（与早期的观测声明一致），并支持了在所有已知的黑洞尺寸上观察到的风的普遍磁性结构的概念。
2017-03-06 astro-ph.HE
Vela X-1 as a laboratory for accretion in High-Mass X-ray Binaries
船帆座X-1是一颗食高质量X射线双星（HMXB），由一颗283秒的吸积X射线脉冲星组成，在距离2.4千秒差距的B0.5 Ib超巨星HD 77581周围的近轨道上运行8.964天。该系统被认为是风吸积HMXB的原型，它已被用作不同的理论或建模研究的基线。我们讨论了该系统的观测特性，并利用观测数据作为实验室来测试最近在模拟大质量X射线双星吸积过程方面的进展（例如，Sander et al. 2018; El Mellah et al. 2018），其范围从风加速度的详细描述到中子星附近物质流结构及其变化的建模。
2019-05-21 astro-ph.HE
Broad iron lines in neutrons stars: dynamical broadening or wind scattering?
从活动星系核中的黑洞、X射线双星到低质量X射线双星中子星，在许多吸积系统中都观测到宽铁发射线。谱线增宽的起源通常被解释为由于动力学增宽和相对论效应。然而，也有人提出了其他解释，包括由于风或吸积盘大气中的康普顿散射而导致的展宽。在这里，我们探讨的观测签名预期从扩大风，特别是铁线宽应增加的吸收器的列密度的增加（由于散射的数量增加）。我们研究了三个中子星低质量X射线双星的数据，在这些双星中，同时看到了宽的铁发射线和吸收线，并表明线宽和柱密度之间没有显著的相关性。这有利于一个内部磁盘的起源线加宽，而不是在风中散射。
2013-08-19 astro-ph.HE
Spin equilibrium in strongly-magnetized accreting stars
强磁化吸积恒星通常被假设为与周围的吸积流处于“自旋平衡”，这要求吸积速率的变化比恒星达到自旋平衡所需的速度慢。这对于大多数磁吸积恒星来说并不正确，它们在时间尺度上的吸积爆发比达到自旋平衡所需的时间要短得多。本文探讨吸积爆发如何影响恒星达到自旋平衡所需的时间和最终的平衡自旋周期。我认为几种不同的模型角动量损失-无论是进行了外流，失去了恒星风，或转移回吸积盘（“被困盘”）。对于瞬变源，外流方案导致达到自旋平衡的时间明显更长（$\sim$ 10倍），平衡自旋周期比自旋平衡参数预期的要短，而“捕获盘”则不然。结果表明，圆盘捕获在强磁性恒星的自旋演化中起着重要的作用，对于年轻的恒星天体有一些警告。
2017-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
